Fizyka czastek: detektory

Transkrypt

1 Fizyka czastek: detektory prof. dr hab. A.F.Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD Wykład VII Eksperymenty nieakceleratorowe Pomiary neutrin

2 Neutrina Przekrój czynny Przekrój czynny na oddziaływanie neutrin z materi a jest niewyobrażalnie mały. Dla neutrin o energii rzędu 1 MeV σ νn cm 2 = b Odpowiada to średniej drodze swobodnej w materii rzędu lat świetlnych!!! Przekrój czynny na oddziaływanie neutrin z materia rośnie z energia, ale tylko liniowo... Badanie neutrin możliwe jest tylko w oparciu o bardzo intensywnego źródła... Słońce, promieniowanie kosmiczne, reaktory jadrowe, oddziaływania czastek... oraz ogromne detektory... A.F.Żarnecki Wykład VII 1

3 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Słońce jest nie tylko źródłem promieniowania elektromagnetycznego, ale też niezwykle intensywnym źródłem neutrin elektronowych. Ogromna większość neutrin pochodzi z reakcji p p: p + p D + e + + ν e (E ν 0.42 MeV ) jednak wyższe energie uzyskuja neutrina z reakcji pep : p + e + p D + ν e (E ν 1.44 MeV ) A.F.Żarnecki Wykład VII 2

4 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Dalsze reakcje syntezy 3 He, 4 He, 7 Be i 7 Li prowadza do emisji dodatkowych neutrin. Neutrina z przemiany 7 Be 7 4 Be + e 7 3 Li + ν e maja jednak energie poniżej 1 MeV A.F.Żarnecki Wykład VII 3

5 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Źródłem wysokoenergetycznych neutrin jest przemiana 8 B 8 5 B 8 4 Be + e+ + ν e w której energia emitowanych neutrin dochodzi do 15 MeV Tylko te neutrina moga być mierzone w detektorach czastek elementarnych. Np. w Super-Kamiokande mierzymy neutrina o E ν > 5 7 MeV... A.F.Żarnecki Wykład VII 4

6 Widmo energii Widmo energii neutrin elektronowych produkowanych w reakcjach jadrowych na słońcu Strumień neutrin o energiach poniżej kilku MeV może być zmierzony metodami radiochemicznymi: mierzymy produkcję powstajacych izotopów: Neutrina słoneczne ν e + Cl Ar + e (eksperyment Homestake) ν e + Ga Gr + e (SAGE, GALLEX, GNO) Tylko neutrina elektronowe! Ga Cl woda A.F.Żarnecki Wykład VII 5

7 Eksperyment Super-Kamiokande Neutrina Japonia, w starej kopalni, 1 km pod góra Kamioka, komora o wysokości 40 m i średnicy 40 m, wypełniona woda fotopowielaczy (50 cm średnicy!) rejestruje przechodzace czastki rejestrowane jest promieniowanie Czerenkowa Jak można mierzyć tak małe sygnały ( 5MeV ) w tak ogromnym detektorze? A.F.Żarnecki Wykład VII 6

8 Super-Kamiokande A.F.Żarnecki Wykład VII 7

9 Napełnianie A.F.Żarnecki Wykład VII 8

10 Super-Kamiokande Tło Mimo ogromnej masy detektora oczekiwano jedyni około 30 przypadków oddziaływań neutrin słonecznych na dobę. Przypadki skrajnie niskich energii (rzędu 10 MeV) - konieczność redukcji tła. Główne tło: naturalna promieniotwórczość. Stężenie radonu w powietrzu w kopalnie 3000Bq/m 3 hermetyczne drzwi, intensywna wentylacja powietrzem zewnętrznym cała komora wyłożona spejcalna platikowa osłona zabezpieczajac a przed przenikanie radonu ze skał hermetyczny zbiornik, dopełniony specjalnie oczyszczonym powietrzem (3mBq/m 3 ) pod ciśnieniem wyższym od atmosferycznego intensywne filtrowanie wody (ok. 35 t/h, czyli cały detektor w ok. 2 miesiace) A.F.Żarnecki Wykład VII 9

11 Super-Kamiokande Wyzwalanie Średni poziom sygnału z pojedynczego fotopowielacza: 3.5 khz. Układ wyzwalania wymagał przyjścia sygnału z wielu PMT w oknie czasowym 200 ns. Średnia oczekiwana liczba zliczeń: ok. 8. Różne progi wyzwalania: High Energy (HE) - 33 PMT Low Energy (LE) - 29 PMT Super Low Energy (SLE) - 24 PMT Trigger efficiency LE trigger SLE trigger (May,97) (Sep,99) (Sep,00) Reconstructed energy (MeV) Próg wyzwalania mógł być obniżany w miarę oczyszczania detektora True electron total energy (MeV) A.F.Żarnecki Wykład VII 10

12 Super-Kamiokande Typowy rozkład rekonstruowanych wierzchołków po wstepnej selekcji przypadków niskiej energii (próg 5 MeV). Z (cm) Wyzwalanie 1000 Wyraz ny wkład naturalnej promieniotwórczos ci s cian komory. Przerywana linia: fiducial volume obszar z którego wybieramy przypadki do dalszej analizy A.F.Z arnecki Wykład VII x R (cm ) 11

13 Super-Kamiokande Kalibracja Fotony przebiegaja w wodzie do 60 m - atenuacja światła musi być dokładnie znana i monitorowana. Można ja wyznaczyć z obserwacji sygnału z rozpadu zatrzymujacych się mionów. Około 1500 kalibracyjnych rozpadów dziennie. Wystarcza do bardzo dokładnego monitorowania zmian w skali tygodni. Water transparency (m) Mean effective hits (a) (b) Average hits = /- 0.5 percent +/- 1.0 percent Year A.F.Żarnecki Wykład VII 12

14 Super-Kamiokande Kalibracja Kalibracja energetyczna: kluczowa przy niskich energiach. Główna metoda: własny akcelerator (!) 5-16 MeV (zakres energii mierzonych neutrin) LINAC D2 MAGNET D1 MAGNET 1300 cm E +12m C A TOWER FOR INSERTING BEAM PIPE D3 MAGNET Wiazka wprowadzana pionowo w kilku wybranych punktach. BEAM PIPE 0m F D B 4200 cm -12m H I G Z -12m -8m -4m 4000 cm Y X A.F.Żarnecki Wykład VII 13

15 Kalibracja Wyniki kalibracji przy pomocy akceleratora Super-Kamiokande Rozdzielczość energetyczna 18.4% przy 5 MeV 14.2% przy 10 MeV 11.3% przy 20 MeV Tłumaczac to na parametry kalorymetru σ E 1.2% E[GeV ] 7.6% A.F.Żarnecki Wykład VII 14

16 Super-Kamiokande Kalibracja Wyniki kalibracji przy pomocy akceleratora Skala energii Rozdzielczość (MC - LINAC)/LINAC (a) (b) (MC - LINAC)/LINAC (a) (b) Energy (MeV) Energy (MeV) A.F.Żarnecki Wykład VII 15

17 Super-Kamiokande Kalibracja Wada akceleratora: tylko wybrane pozycje i jeden kierunek wiazki (pionowy). Epoxy Feedthru PVC Endcap O-Ring Gas Reservoir Element Drugie narzędzie: generator DT - źródło neutronów. 3 H + 2 H 4 He + n Spacer Transformer Oil Fill Stainless Housing Pulse Forming Electronics V source Vacuum Envelope Ion Source Anode Ion Source Magnet Izotropowy strumień neutronów 14.2 MeV. 150 cm LeakSensor Accelerator Head V accel Accelerator Anode Target W oddziaływaniu z tlenem (w wodzie): n + 16 O p + 16 N Stainless Endcap Al Endcone 16.5 cm O-Ring V target A.F.Żarnecki Wykład VII 16

18 Super-Kamiokande Kalibracja Rozpady 16 N dokładnie znane: 66%: 6.129MeV γ MeV β (a) (b) (c) %: MeV β E =14.2 MeV n O(n,p) N m n n n n n n 16 N Time since Fire (sec) Rozpady 16 N mierzone po wyciagnięciu generatora A.F.Żarnecki Wykład VII 17

19 Super-Kamiokande Kalibracja Mierzone rozkłady dla przypadków kalibracyjnych 16 N: Energii Położenia wierzchołka Energy (MeV) x-vertex (cm) y-vertex (cm) z-vertex (cm) z-vertex (cm) z-vertex (cm) x-vertex (cm) y-vertex (cm) A.F.Żarnecki Wykład VII 18

20 Super-Kamiokande Kalibracja Skala energii nie zależna od pozycji i kata emisji elektronu (MC-DATA)/DATA (MC-DATA)/DATA z-position (cm) Azimuthal Angle (degrees) (MC-DATA)/DATA (MC-DATA)/DATA r-position (cm) cos(zenith Angle) A.F.Żarnecki Wykład VII 19

21 Super-Kamiokande Neutrino elektronowe Przypadek ν e n e p Krótki zasięg elektronu - cienki pierścień Neutrino mionowe Przypadek ν µ n µ p Długa droga w wodzie - gruby pierścień. Czasami widzimy też opóźniony sygnał e z rozpadu µ. A.F.Żarnecki Wykład VII 21

22 Particle identification Single Cherenkov ring electron-like event Super-Kamiokande Run 3013 Event :19:39:51 Inner: 1763 hits, 4003 pe Outer: 3 hits, 5 pe (in-time) Trigger ID: 0x03 D wall: cm FC e-like, p = MeV/c Time(ns) < >1028 Single Cherenkov ring muonlike event amiokande vent :30 hits, 7763 pe, 4 pe (in-time) x03 cm p = MeV/c Outer detector (no signal) Color: timing Size: pulse height Times (ns) Times (ns) Particle ID log( L) = p. e.( obs' d) θ < 70 deg σ p. e. p. e. e ( expected) or µ 2

23 Particle ID results Cosmic ray e from decay number of events / 25.5 kton yr 100 DATA µ-like e-like MC µ-like e-like CC ν µ 25 NC CC ν e PID Parameter =99%

24 Obserwacja neutrin słonecznych Super-Kamiokande Oddziaływania neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań neutrin atmosferycznych mierzac kat rozproszenia elektronu względem kierunku od słońca: A.F.Żarnecki Wykład VII 22

25 Super-Kamiokande Zdjęcie Słońca w świetle neutrin rzeczywisty rozmiar Słońca 1 2 pixla A.F.Żarnecki Wykład VII 23

26 Super-Kamiokande Obserwacja neutrin słonecznych Oddziaływania neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań innych neutrin mierzac kat emisji elektronu względem kierunku od słońca Zmierzono: Φ (B) S = 2.4 ± s cm 2 Przewidywania: Φ (B) S = 5.3 ± s cm 2 Defeicyt neutrin słonecznych był już mierzony w latach 60 XX w.! Ale zrozumieliśmy to dopiero w wieku XXI. A.F.Żarnecki Wykład 12 17

27 Super-Kamiokande Neutrina słoneczne obserwowane w SK pochodza głównie z reakcji typu CC ν e + e e + ν e Możliwa jest też detekcja ν e poprzez proces typu NC: ν e + e ν e + e Ale proces typu NC możliwy jest też dla innych neutrin, np: ν µ + e ν µ + e ν e e W + e ν e ν e e Z o e ν e przekrój czynny 5 razy mniejszy... νµ ν µ e Z o e (także dla ν τ ) Pomiar Super-Kamiokande: Φ SK Φ νe ( Φ νµ + Φ ντ ) A.F.Żarnecki Wykład VII 24

28 SNO Eksperyment SNO (Sudbury Neutrino Observatory) ogromny zbiornik wypełniony 7000 t wody (H 2 0) w środku kula wypełniona 1000 t ciężkiej wody (D 2 0) promieniowanie Czerenkowa mierzone przez ok fotopowielaczy. całość umieszczona na głębokości ponad 2000 m A.F.Żarnecki Wykład VII 25

29 SNO A.F.Żarnecki Wykład VII 26

30 Fotopowielacze A.F.Żarnecki Wykład VII 27

31 Przypadek A.F.Żarnecki Wykład VII 28

32 Detekcja neutrin SNO Jak w SK możemy zmierzyć sygnał pochodzacy z rozpraszania neutrin na elektronach: ν X + e ν X + e (ES) Φ νe ( ) Φ νµ + Φ ντ informacja o wszystkich typach neutrin Zastosowanie ciężkiej wody umożliwia dodatkowo pomiar rozpraszania na deuterze: ν e e ν µ ν µ D (pn) ν e + D p + p + e (CC) Φ νe informacja o neutrinach elektronowych W + p p D (pn) ν X + D p + n + ν X (NC) Φ νe + Φ νµ + Φ ντ informacja o wszystkich neutrinach Z o n p A.F.Żarnecki Wykład VII 29

33 SNO Wyniki Wkłady od poszczególnych procesów można rozdzielić na podstawie mierzonych rozkładów energii i kata rozproszenia: Events per 500 kev (c) CC 100 Bkgd NC + bkgd neutrons 0 ES Teff (MeV) 20 Events per 0.05 wide bin 160 (a) CC ES 20 NC + bkgd neutrons 0 Bkgd cos θ A.F.Żarnecki Wykład VII 30

34 Wyniki ( Phase I - D 2 0) Z dopasowania uzyskujemy (w jednostkach 10 6 cm 2 s 1 ): Φ CC = 1.76 ± 0.05 ± 0.09 = Φ νe Φ ES = 2.39 ± 0.24 ± 0.12 = Φ νe + ε(φ νµ + Φ ντ ) (SK : 2.32 ± 0.09) Φ NC = 5.09 ± 0.44 ± 0.46 = Φ νe + Φ νµ + Φ ντ Przewidywania SSM Φ SSM (ν e ) = 5.15 ± 0.95 SNO s -1 ) cm -2 6 (10 φ µτ Dobra zgodność dla całkowitego strumienia neutrin. W miejsce brakujacych ν e obserwujemy ν µ i ν τ SNO φ ES Φ(ν µ + ν τ ) = 3.41 ± 0.45 ± Φν e SNO φ CC SNO φ NC φ SSM φ e ÔÓ ÖÛÒÓµ A.F.Żarnecki Wykład VII 31 6 (10-2 cm -1 s )

35 SNO Pomiar procesów NC Największy bład statystyczny ma pomiar strumienia w procesie NC. Identyfikacja tych przypadków wymaga pomiaru niskoenergetycznych neutronów: ν X + D p + n + ν X Eksperyment SNO próbował to zrobić na 3 sposoby: Phase I ( ): pomiar oddziaływań neutronów z D 2 O n + d t + γ E γ = 6.3MeV Phase II ( ): pomiar oddziaływań neutronów z jadrami chloru n + 35 Cl 36 Cl + n γ Eγ = 8.6MeV Phase III ( ): pomiar przy użyciu dedykowanych liczników A.F.Żarnecki Wykład VII 32

36 SNO Phase II Oddziaływanie z jadrami chloru stało się możliwe gdy w roku 2001 w dektorze SNO do wody... dosypano soli. Jadra chloru maja dużo większy przekrój czynny na wychwyt neutronu - ponad dwukrotnie podniosła się efektywność rejestracji przypadków typu NC. mniejszy bład statystyczny w pomiarze całkowitego strumienia neutrin A.F.Żarnecki Wykład VII 33

37 SNO Wyniki (Phase I + Phase II) Z łacznego dopasowania (w jednostkach 10 6 cm 2 s 1 ): Φ CC = 1.68 ± 0.06 ± 0.09 = Φ νe Φ ES = 2.35 ± 0.22 ± 0.15 = Φ νe + ε(φ νµ + Φ ντ ) (SK : 2.32 ± 0.09) Φ NC = 4.94 ± 0.21 ± 0.36 = Φ νe + Φ νµ + Φ ντ Przewidywania SSM (nowe) Φ SSM (ν e ) = 5.82 ± 1.34 A.F.Żarnecki Wykład VII 34

38 Phase III Pomiar neutronów przy pomocy dedykowanych liczników. SNO Liczniki gazowe: mieszanka 3 He : CF 4. n + 3 He p + t Pojedynczy licznik: 2-3 m. 36 strun z licznikami rozmieszczonych na siatce 1 1m 2 A.F.Żarnecki Wykład VII 35

39 Phase III Wyniki kalibracji SNO A.F.Żarnecki Wykład VII 36

40 SNO Wyniki (Phase III) Wyniki dopasowania (w jednostkach 10 6 cm 2 s 1 ): Φ CC = 1.67 ± 0.09 = Φ νe Φ ES = 1.77 ± 0.26 = Φ νe + ε(φ νµ + Φ ντ ) (SK : 2.32 ± 0.09) Φ NC = 5.54 ± 0.48 = Φ νe + Φ νµ + Φ ντ Przewidywania SSM (nowe) Φ SSM (ν e ) = 5.69 ± 0.91 A.F.Żarnecki Wykład VII 37

41 Neutrino Physics at Reactors Next - Discovery and precision measurement of θ 13 Daya Bay Double Chooz Reno Precision measurement of Δm12 2. Evidence for oscillation First observation of reactor antineutrino disappearance Nobel Prize to Fred Reines at UC Irvine 1980s & 1990s - Reactor neutrino flux measurements in U.S. and Europe First observation of (anti)neutrinos Chooz Chooz KamLAND Past Reactor Experiments Hanford Savannah River ILL, France Bugey, France Rovno, Russia Goesgen, Switzerland Krasnoyark, Russia Palo Verde Chooz, France Karsten Heeger, Univ. of Wisconsin EWNP Symposium, March 8, 2012 Savannah River 55 years of liquid scintillator detectors a story of varying baselines... 2

42 Daya Bay, Chiny A.F.Żarnecki Wykład 12 32

43 Measuring θ13 with Reactor Experiments Near-Far Concept νe νe,x νe,x 1.1 near distance L ~ 1.5 km far Absolute Reactor Flux Largest uncertainty in previous measurements N osc /N no_osc θ 13 Δm 2 13 Δm 2 23 Relative Measurement Removes absolute uncertainties! First proposed by L. A. Mikaelyan and V.V. Sinev, Phys. Atomic Nucl (2000) detector 1 detector Baseline (km) far/near ν e ratio target mass distances efficiency oscillation deficit Karsten Heeger, Univ. of Wisconsin EWNP Symposium, March 8,

44 Daya Bay Antineutrino Detection ν e + p e + + n 0.3 b + p D + γ (2.2 MeV) (delayed) 49,000 b + Gd Gd* Gd + γ s (8 MeV) (delayed) prompt+delayed coincidence provides distinctive signature Prompt positron: carries antineutrino energy E e+ E ν 0.8 MeV Delayed neutron capture: tags antineutrino signal Events/0.25 MeV Prompt Energy Signal Data, DYB-AD1 MC Events/0.05 MeV Delayed Energy Signal Data, DYB-AD MC ~30μs ~8 MeV Prompt energy (MeV) Karsten Heeger, Univ. of Wisconsin Delayed energy (MeV) EWNP Symposium, March 8,

45 Anti-neutrino Detector (AD) Three zones modular structure: I. target: Gd-loaded scintillator -catcher: normal scintillator III. buffer shielding: oil PMTs/module Two optical reflectors at the top and the bottom, Photocathode coverage increased from 5.6% to 12% Target: 20 t, 1.6m -catcher: 20t, 45cm Buffer: 40t, 45cm Total weight: ~110 t

46 Two active cosmic-muon veto s Water Cerenkov: Eff.>97% RPC Muon tracker: Eff. > 88% Muon Veto Detector Water Cerenkov detector RPCs High purity de-ionized water in pools also for shielding First stage water production in hall 4 Local water re-circulation & purification 4 layers/module 54 modules/near hall, 81 modules/far hall 2 telescope modules/hall Water Cerenkov detector Two layers, separated by Tyvek/PE/Tyvek film PMTs for near halls; PMTs for the far hall

47 Two ADs Installed in Hall

48 Hall 1(two ADs) Started the Operation on Aug. 15,

49 Automatic Calibration System Three Z axis: One at the center For time evolution, energy scale, nonlinearity One at the edge For efficiency, space response One in the -catcher For efficiency, space response 3 sources for each z axis: LED for T 0, gain and relative QE 68 Ge ( MeV s) for positron threshold & non-linearity 241 Am- 13 C + 60 Co ( MeV s) For neutron capture time, For energy scale, response function, Once every week: 3 axis, 5 points in Z, 3 sources

50 Trigger Performance Threshold for a hit: AD & pool: ¼ PE Trigger thresholds: AD: ~ N HIT =45, E tot = ~ 0.4 MeV Inner pool: N HIT =6 Outer pool: N HIT =7 (8 for far hall) RPC: 3/4 layers in each module Trigger rate(eh1) AD singles rate: >0.4MeV, ~ 280Hz >0.7MeV, ~ 60Hz Inner pool rate: ~170 Hz Outer pool rate: ~ 230 Hz

51 Event Reconstruction: Energy Calibration PMT gain calibration No. of PEs in an AD 60 Co at the center raw energies, time dependence corrected different for different ADs 60 Co at different R & Z to obtain the correction function, space dependence corrected same for all the ADs 60 Co at center ~% level residual non-uniformities

52 Flashers: Imperfect PMTs Neutrinos Flashers Spontaneous light emission by PMT Topology: a hot PMT + near-by PMTs and opposite PMTs ~ 5% of PMT, 5% of event Rejection: pattern of fired PMTs Quadrant = Q3/(Q2+Q4) MaxQ = maxq/sumq Inefficiency to neutrinos: 0.024% 0.006%(stat) Contamination: < 0.01% 20

53 Pre-selection Neutrino Event Selection Reject Flashers Reject Triggers within (-2 μs, 200 μs) to a tagged water pool muon Neutrino event selection Multiplicity cut Prompt-delayed pairs within a time interval of 200 μs No triggers(e > 0.7MeV) before the prompt signal and after the delayed signal by 200 μs Muon veto 1s after an AD shower muon 1ms after an AD muon 0.6ms after an WP muon 0.7MeV < E prompt < 12.0MeV 6.0MeV < E delayed < 12.0MeV 1μs < Δt e +-n < 200μs

54 Event Signature and Backgrounds Signature: Prompt: e +, E: 1-10 MeV, Delayed: n, E: 2.2 MeV@H, 8 Gd Capture time: 28 s in 0.1% Gd-LS Backgrounds Uncorrelated: random coincidence of n & nn from U/Th/K/Rn/Co in LS, SS, PMT, Rock, n from -n, -capture, -spallation in LS, water & rock Correlated: p e e n Fast neutrons: promptn scattering, delayed n capture 8He/9Li: prompt decay, delayed n capture Am-C source: prompt rays, delayed n capture -n: 13 C(α,n) 16 O

55 Accidental Backgrounds: Cross Checks Prompt-delayed distance distribution. Check the fraction of prompt-delayed pair with distance>2m Off-window coincidence measure the accidental background Results in agreement within 1%. EH1 AD1 EH2 AD1 EH3 AD1 Uncertainty: < 1%

56 Fast Neutrons Extend the prompt energy spectrum to high energy by relax the prompt energy cut Fit the energy spectrum in the [12MeV, 100MeV] range, and estimate backgrounds in the [0.7MeV, 12MeV] region Take a zero-order or first order polynomial fit, and take their differences as systematics

57 Backgrounds 8 He/ 9 Li Cosmic produced 9 Li/ 8 He in LS -decay + neutron emitter 8 He/ 9 Li ) = 171.7ms/257.2ms 8 He/ 9 Li, Br(n) = 12%/48%, 9 Li dominant Production rate follow E 0.74 power law Measurement: Time-since-last-muon fit 9 Li yield Improve the precision by reducing the muon rate: Select only muons with an energy deposit >1.8MeV within a [10us, 200us] window Issue: possible inefficiency of 9 Li Results w/ and w/o the reduction is studied Error follows NIM A564 (2006)471

58 Uncertainty Summary For near/far oscillation, only uncorrelated uncertainties are used. Largest systematics are smaller than far site statistics (~1%) Influence of uncorrelated reactor systematics reduced (~1/20) by far vs. near measurement. Karsten Heeger, Univ. of Wisconsin EWNP Symposium, March 8,

59 Side-by-side Comparison Expected ratio of neutrino events from AD1 and AD2: Measured ratio: (stat) The ratio is not 1 because of target mass, baseline, etc. This final check shows that systematic errors are under control

60 Far vs. Near Comparison Compare measured rates and spectra Entries / 0.25MeV 800 Far hall Near halls (scaled) M n are the measured rates in each detector. Weights α i,β i are determined from baselines and reactor fluxes. Far / Near (scaled) No oscillation Best Fit Prompt energy (MeV) R = ± (stat) ± (syst) Clear observation of far site deficit (~6%). Spectral distortion consistent with oscillation.* * Caveat: Spectral systematics not fully studied; θ 13 value from shape analysis is not recommended. Karsten Heeger, Univ. of Wisconsin EWNP Symposium, March 8,

61 Rate Analysis / N expected N detected Estimate θ 13 using measured rates in each detector EH1 EH2 χ σ σ σ sin 2 2θ EH3 Uses standard χ 2 approach. Far vs. near relative measurement. [Absolute rate is not constrained.] Consistent results obtained by independent analyses, different reactor flux models Weighted Baseline [km] sin 2 2θ 13 = ± (stat) ± (syst) sin 2 2θ 13 = 0 excluded at 5.2σ Karsten Heeger, Univ. of Wisconsin EWNP Symposium, March 8,

62 Oscylacje neutrin Najnowsze wyniki marzec-kwiecień 2012 Eksperyment Daya Bay jako pierwszy potwierdził ponad wszelka watpliwość oscylacje między 1 i 3 generacja neutrin. Zmierzony kat mieszania : sin θ 13 = ± różny od zera (efekt na poziomie 5.2σ) Tym samym poznaliśmy już wszystkie katy mieszania neutrin θ 12 z neutrin słonecznych θ 23 z neutrin atmosferycznych A.F.Żarnecki Wykład 12 36